Erstellt von Andreas Morlok. Quelle: Nature, Université Paris-Sudsss

Die Tharsis-Region ist ein ungefähr 5.000 Kilometer durchmessendes Gebiet großer, früherer vulkanischer Aktivität auf dem Mars. Gekennzeichnet ist dieses durch eine riesige ‚Beule‘ bestehend aus Vulkanen, darunter Olympus Mons, dem größten Vulkan im Sonnensystem überhaupt. Das Wachstum der Region begann während des Noachiums (vor über 3.7 Milliarden Jahren) und setzte sich in mehreren Stadien bis vor etwa 3 Milliarden Jahren in die folgende Amazonische Periode fort. Die Entstehung und die damit verbundenen Massenbewegungen im Mantel und an der Oberfläche hatten Auswirkungen weit über die Region hinaus – nämlich auf den ganzen Planeten.

Das ist das Ergebnis eines in Nature veröffentlichten Papers, Late Tharsis formation and implications for early Mars (doi:10.1038/nature17171) von einer Forschergruppe um Dr. Sylvain Bouley von der Université Paris-Sud (Press Release hier, und hier ein Tagungsabstrakt). Es handelt sich um eine interdisziplinäre Studie, die Ergebnisse von Geomorphologie, Klimaforschung, Planetologie und Geophysik verbindet.

Es ging zunächst um ein altes Problem auf der Marsoberfläche – wieso kommen die Flusstäler nur in einer sehr begrenzen Region vor oder wie sind die Eisvorkommen abseits der Pole entstanden? Die in einem früheren, feuchten Klima entstandenen Täler kommen in einer Hochland-Region vor, die seltsamerweise relativ zum heutigen Äquator gekippt ist. Und die besten klimatischen Bedingungen für die Bildung solcher Täler waren wohl entlang des Äquators.

Vor der Entstehung von Tharsis war die Stabilität der Rotationsachse durch die topographischen Unterschiede zwischen den Tiefländern auf der Nordhalbkugel und den Hochländern im Süden kontrolliert. Frühere Modellierungen des Planeten vor der Bildung von Tharsis zeigen ebenfalls einen im Vergleich zu heute verschobenen Pol an.

Dabei ist allerdings nicht die Achse des Planeten selber gekippt, es haben sich Mantel und Kruste auf dem Kern verschoben und relativ zur Achse neu ausgerichtet, ein True Polar wander (TPW) Ereignis.

In der Studie wurde die Senkrechte (Normale) auf der Ebene durch den Planeten, in der die Flusstäler vorkommen, berechnet. Und diese liegt ähnlich des in dem Paper modellierten ‚Ur‘-Pols des Mars. So war also die Unwucht der gewaltigen Massenverschiebungen ausreichend, um die Kruste des Mars verrutschen zu lassen – und zwar um bis zu 25 Grad.

Und im Gebiet dieses ‚Ur‘-Pols finden sich auch Anzeichen auf größere Eismassen im Untergrund, die mit dem SHARAD (Shallow Subsurface Radar) entdeckt wurden. Auch am damaligen Südpol finden sich Geländeformationen, die auf früheres Eis hindeuten.

Zuvor war der Übergang zwischen Hoch- und Tiefländern parallel zum Äquator ausgerichtet, wo auch die meisten Niederschläge stattfanden, möglicherweise als direkte Auswirkung der Freisetzung von Wasser durch die gewaltige vulkanische Aktivität durch die Bildung der Tharsis-Region. Bei einer ähnlichen Verschiebung auf der Erde gäbe es laut dem Erstautor Bouley Nordlichter in Frankreich und Weinanbau wäre im Sudan möglich. Ein massiver Einfluss auf das Klima auf dem Mars durch dieses Ereignis dürfte also wohl stattgefunden haben, weshalb die Ergebnisse dieser Studie gerade wichtig für Modelle des frühen, feuchteren roten Planeten sind.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, USGS, Science.

Bereits seit dem März 2006 umkreist die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Raumsonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) unseren äußeren Nachbarplaneten und liefert den an dieser Mission beteiligten Wissenschaftlern mittels der sechs an Bord dieses Marsorbiters mitgeführten Instrumente fast täglich neue Daten über den Mars. Bei der Hauptkamera an Bord des MRO handelt es sich um die von der University of Arizona betriebene HiRISE-Kamera, welche unter optimalen Bedingungen mit ihren Aufnahmen eine Auflösung der Planetenoberfläche von bis zu 25 Zentimetern pro Pixel erreichen kann.

Eine Vielzahl dieser Aufnahmen zeigen die diversen Ausflusstäler des Mars mit ihren teilweise gigantischen Abmessungen. Diese Ausflusstäler entstanden üblicherweise bereits vor 3,1 bis 3,7 Milliarden Jahren infolge einer schlagartig erfolgenden Freisetzung von großen Mengen an Grundwasser, welches sich dann sintflutartig über die Marsoberfläche ergoss und dabei die besagten Täler in die Marsoberfläche grub.

Einige dieser Strukturen weisen jedoch offensichtlich ein deutlich geringeres Alter von nur wenigen hundert Millionen Jahren auf. Bei einem dieser Täler handelt es sich um das im Grenzgebiet zwischen den Regionen Amazonis Planitia und Elysium Planitia gelegene, rund 1.000 Kilometer lange und bis zu 100 Kilometer breite Marte Vallis. Mit einem Alter von lediglich rund 500 Millionen Jahren ist das Marte Vallis vermutlich das jüngste Ausflusstal auf dem Mars. Es entstand zu einer Zeit, als der Mars bereits einen Großteil seiner ursprünglichen Atmosphäre und somit auch das ursprünglich vorhandene Oberflächenwasser verloren hatte. Die Erforschung der Entstehungsgeschichte des Marte Vallis ist somit entscheidend für das Verständnis, inwieweit auch in jüngerer Vergangenheit hydrologische Aktivitäten auf unserem Nachbarplaneten auftraten.

Nach der Entstehung des Marte Vallis wurden jedoch weite Teile der benachbarten Hochebene Elysium Planitia infolge eines intensiven Vulkanismus mit einer dicken Lavaschicht überzogen. Bei diesen Ausbrüchen wurden auch weite Teile des Marte Vallis mit Lava bedeckt, was eine geologische Interpretation der Entstehungsgeschichte dieses Talsystems bisher deutlich erschwert hat. Verantwortlich hierfür waren vermutlich mehrere Ausbrüche der weiter westlich gelegenen Marsvulkane Elysium Mons, Hecates Tholus und Albor Tholus, welche eine der jüngsten Vulkanregionen auf dem Mars bilden.

Zwecks einer genauen Kartierung des Marte Vallis wertete ein von dem Geologen Gareth A. Morgan von der Smithsonian Institution in Washington, DC geleitetes Team kürzlich die Messdaten des an Bord des Mars Reconnaissance Orbiter befindlichen Radarinstrumentes SHARAD aus. SHARAD, so die Abkürzung für den „Shallow Radar Sounder“, setzt zur Untersuchung des Mars langwellige Radarwellen im Frequenzbereich von 15 bis 25 MHz ein. Die Radarwellen dringen dabei – abhängig von der Beschaffenheit der Marskruste – bis zu maximal 1.000 Meter tief in diese ein und werden dort an unterschiedlichen Gesteinsschichten reflektiert. Dadurch erlangen die Planetenforscher einen Blick unter die Oberfläche und können so auch die von Lava und anderen Ablagerungen bedecken Strukturen im Untergrund näher untersuchen.

Die Auswertung der Radardaten ergab, dass sich das Talsystem des Marte Vallis etwa 180 Kilometer weiter nach Osten hin erstreckt als bislang angenommen wurde. Zudem konnte auf den Radarbildern ein ganzes Netzwerk kleineren Tälern ausgemacht werden, welches bisher durch die Lavaschicht vor den Blicken der Wissenschaftler verborgen war. Zwischen den einzelnen Tälern ragen mehrere stromlinienförmig geformte Berge empor. Diese Täler und Berge entstanden vermutlich, als sich große Mengen von Wasser in Form einer gigantischen Flut über die Oberfläche ergossen und sich dabei tief in diese einschnitten.

„Unsere Ergebnisse zeigen, dass wir das wahre Ausmaß der Erosion, durch welche diese Kanäle geschaffen wurden, bisher unterschätzt haben. Die Täler sind mindestens doppelt so tief wie vermutet“, so Gareth A. Morgan. „Die Messungen demonstrieren die Bedeutung von Radarmessungen aus der Mars-Umlaufbahn, um Informationen darüber zu gewinnen, wie Wasser die Marsoberfläche geformt und verändert hat.“

Die Form und Ausrichtung der kartierten Täler gibt den Planetologen außerdem Hinweise darauf, aus welcher Region die sie erzeugenden Wassermassen vermutlich stammten. Als „Quelle“ wurde ein mittlerweile ebenfalls von Lava bedeckter Teilbereich des weiter westlich gelegenen Cerberus Fossae, einem der jüngsten Grabensysteme auf dem Mars, ausgemacht. Vermutlich, so die Interpretation der Wissenschaftler, wurde hier im Untergrund befindliches Wassereis durch vulkanische Aktivitäten geschmolzen und erreichte anschließend infolge tektonischer Aktivitäten die Oberfläche.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Gareth A. Morgan et al. wurden am 7. März 2013 in der Fachzeitschrift „Science“ unter dem Titel „3D Reconstruction of the Source and Scale of Buried Young Flood Channels on Mars“ publiziert.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, EPSC 2012.

Während unseres letzten ausführlicheren Statusupdates am 11. September 2012 befand sich der von der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA betriebene Marsrover Curiosity in der „Calibration Activity Phase 2“. Hierbei wurden über einen Zeitraum von neun Tagen der Roboterarm des Rovers und die daran montierten Instrumente ausführlich getestet und kalibriert.

Nach dem erfolgreichen Abschluss dieser Arbeiten setzte Curiosity seine Fahrt am 13. September fort und bewegte sich in mehreren Etappen in östliche Richtung zu einem mit dem Namen „Glenelg“ bezeichneten Geländeabschnitt im Inneren des Gale-Kraters. Neben verschiedenen kurzen Untersuchungen einzelner Oberflächenbereiche, bei denen neben den verschiedenen Kamerasystemen unter anderem auch das DAN-Instrument eingesetzt wurde, konnte Curiosity in den vergangenen Wochen mehrere Transits der beiden Marsmonde Phobos und Deimos beobachten (Raumfahrer.net berichtete).

Am 28. September, dem Sol 52 der Curiosity-Mission, erreichte der Rover schließlich mit einer weiteren Fahrt über 37,3 Meter den westlichen Rand von Glenelg. In den kommenden Wochen wird Curiosity diese Gegend, bei der es sich laut den an der Mission beteiligten Geologen um eine Schnittstelle von drei verschiedenen Geländetypen handelt, ausführlich untersuchen. Neben diversen Untersuchungen mit der Mikroskopkamera MAHLI und dem APX-Spektrometer sollen hier bei einem noch auszuwählenden Oberflächenziel erstmals der am Ende des Roboterarmes montierte Gesteinsbohrer und das Probenentnahmesystem eingesetzt werden.

Obwohl Curiosity seine Kommissionierungsphase erst vor Kurzem beendet hat, konnten die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bereits während der vergangenen Woche erste Ergebnisse der Mission verkünden. Auf verschiedenen Nahaufnahmen der Mast Camera, der Hauptkamera des Rovers, sind Details der Marsoberfläche erkennbar, welche nach der Ansicht der Wissenschaftler zweifelsfrei belegen, dass in diesem Bereich des Gale-Kraters einstmals Wasser über die Marsoberfläche geflossen ist. Die Bilder der Kamera dokumentieren dabei Kieselsteine und Sedimente, welche sich zu einem Konglomerat verfestigt haben.

Die abgerundete Form der Steine ist dabei ein eindeutiger Hinweis darauf, dass diese einstmals am Grund eines mittlerweile ausgetrockneten Flusslaufes gelegen haben und durch das darin fließende Wasser sowohl über größere Distanzen als auch über längere Zeiträume hinweg von diesem transportiert wurden. Aufgrund der Größe der Steine – manche sind nur so groß wie ein Sandkorn, andere erreichen hingegen den Umfang eines Golfballs – kann ein Transport durch Wind mit Sicherheit ausgeschlossen werden.

Die Form und Größe der Kieselsteine vermittelt den Geologen zudem eine Vorstellung von der Fließgeschwindigkeit des Gewässers und von dessen Tiefe. Demzufolge hat sich das Wasser mit einer Geschwindigkeit von etwa 0,9 Metern pro Sekunde bewegt, wobei es eine Tiefe von mindestens 10 Zentimetern bis hin zu einem Meter erreicht haben muss. Die Abrundung der Steine legt zudem nahe, dass diese über erhebliche Distanzen und über längere Zeiträume hinweg transportiert wurden.

Über die Bedeutung dieser Entdeckung äußerte sich William Dietrich von der University of California/Berkeley folgendermaßen: „Über die Talsysteme auf dem Mars und darüber, was darin transportiert wurde, wurden in der Vergangenheit eine Vielzahl von Publikationen mit verschiedenen Hypothesen verfasst. Dies ist das erste Mal, dass wir wirklich sehen, dass dort Kies durch Wasser transportiert wurde. Dies stellt den Übertritt aus der Spekulationsphase über die transportierten Materialien hin zu deren direkter Beobachtung dar.“

Die Konglomerate konnten bisher an zwei Stellen im Inneren des Gale-Kraters ausgemacht werden, welche der Marsrover Curiosity am 1. und am 13. September 2012 erreichte. „Link“ und „Hottah“ – so die vorläufigen Bezeichnungen dieser beiden Oberflächenbereiche – befinden sich beide am südlichen Ende eines Schwemmfächers, welcher seinen Ursprung in einem mit dem Namen „Peace Vallis“ belegten Talsystem hat.

Die durch dieses den nördlichen Kraterwall durchschneidendes Talsystem transportierten Kieselsteine bilden eine Gesteinssammlung, welche eventuell einen Querschnitt durch die gesamten dort befindlichen Gesteinstypen darstellt. Durch zukünftig vorgesehene, eingehendere Untersuchungen von vergleichbaren Gesteinsablagerungen sollte es den Marsforschern somit möglich sein, sich auch einen Einblick in die nördlich des Gale-Kraters befindlichen Gesteine zu beschaffen.

Allerdings sind seit der Bildung der Konglomerate offensichtlich bereits mehrere Milliarden Jahre vergangen. Diese Annahme basiert zum einen auf den allgemein anerkannten Klima- und Atmosphärenmodellen des Mars, welche nur in dessen Frühzeit vor mehr als etwa 3,8 Milliarden Jahren das längerfristige Vorhandensein von flüssigem Oberflächenwasser denkbar machen. Zum anderen zeigen auch die bisherigen Messungen des DAN-Instrumentes, dass der Untergrund des Gale-Kraters zumindestens bis zu einer Tiefe von etwa einem Meter extrem trocken ausfällt.

„Frühere Messungen mit dem HEND-Spektrometer an Bord des Marsorbiters Mars Odyssey [dieses Instrument ist vom Aufbau und von der Funktionsweise her mit dem DAN vergleichbar, operiert allerdings an Bord des Marsorbiters in einer Höhe von etwa 300 Kilometern über der Marsoberfläche] führten zu dem Schluss, dass sich im Untergrund des Gale-Kraters bis zu sechs Prozent Wasser befinden sollten. Die bisherigen – allerdings nur vorläufigen – Messdaten unseres DAN-Instrumentes zeigen jedoch nur einen Bruchteil dieses Wertes“, so Maxim Mokrousov vom Russian Space Research Institute auf einer am 28. September in Madrid abgehaltenen Pressekonferenz.

Diese Diskrepanz könnte daraus resultieren, dass das HEND-Spektrometer seine Daten nur in einem relativ großen Areal mit einer Abmessung von 300 x 300 Kilometern sammeln kann und somit keine gute Auflösung einzelner, räumlich relativ eng begrenzter Oberflächenbereiche erreicht. Curiosity hat dagegen bisher nur einen Bereich der Marsoberfläche durchquert, welche über eine Breite von etwa 450 Metern verfügt. Weitere Messungen des DAN-Instrumentes, so Maxim Mokrousov, sind nötig, um eine wissenschaftlich korrekte Aussage über die Wasserverteilung im Untergrund tätigen zu können. Eventuell könnten sich dann auch höhere Wasserstoffkonzentrationen zeigen.

Auch von einem weiteren Instrument an Bord des Rovers, von der Wetterstation REMS, liegen erste Daten vor. Unmittelbar nach der Landung des Rovers am 6. August 2012 lagen die durch die REMS ermittelten Tageshöchsttemperaturen in der Landezone bei knapp 0 Grad Celsius beziehungsweise sogar unter dem Gefrierpunkt. Seitdem stieg die Lufttemperatur kontinuierlich an und erreicht gegenwärtig in der Mittagszeit gegen 14:00 lokaler Marszeit Werte von bis zu sechs Grad Celsius. Während der Marsnacht sank die Temperatur dagegen kontinuierlich auf Werte von -70 bis -75 Grad Celsius ab.

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• Aktuelle Diskussion zu Curiosity

EPSC 2012:

• Curiositys DAN Instrument suggests Gale Crater drier than expected (engl.)
• Gale Crater set for summer heat wave? (engl.)

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Ein Beitrag von Eric Honstrass. Quelle: NASA.

Die Radarbilder aus einem 4.500 Kilometer langen Bildstreifen zeigen, dass Xanadu von dunklerem Gebiet umgeben ist, was an eine freistehende Landmasse denken lässt. Am westlichen Ende des Gebietes findet man dunkle Sanddünen, die in Land übergehen, das von Flussläufen, Bergen und Tälern durchzogen ist. Auch findet man eine runde Struktur, die von einem Asteroideneinschlag oder von Wasservulkanismus herrühren könnte. Durch den östlichen Teil Xanadus schlängeln sich viele Rinnen, die in einer dunklen Ebene enden, in der die sonst reichlich vorhandenen Dünen zu fehlen scheinen und immer wieder durchkreuzen Bergketten das Gebiet.

„Über die Natur des mysteriösen, hellen Landes konnten wir nur spekulieren. Sowohl für erdgebundene als auch für Weltraumteleskope ist die Entfernung viel zu gewaltig, um Details zu erkennen. Aber jetzt, dank Cassinis starker Radaraugen, ersetzen wir die Spekulationen durch Tatsachen“, sagte D. Jonathan Lunine von der Universität von Arizona. „Überraschenderweise hat diese kalte, weit entfernte Region geologische Eigenschaften, die denen der Erde bemerkenswert ähnlich sind.“
Titan ist ein durch den ihn umgebenden Kohlenwasserstoffnebel in Zwielicht gehüllter Ort. Cassinis Radarinstrument blickt durch den Dunstschleier hindurch, indem es Radiosignale zur reflektierenden Oberfläche sendet und deren Dauer bis zur Rückkehr misst. Auf den Radarbildern weisen helle Regionen auf unebenes oder streuendes Material hin, wohingegen dunkle Gebiete auf flacheres oder absorbierendes Material deuten…, Flüssigkeiten möglicherweise.

Xanadu wurde 1994 durch das Hubble-Weltraumteleskop der NASA entdeckt, als es im infraroten Bereich einen hellen Fleck entdeckte. Als Cassini am 30. April 2006 Xanadu mit seinem Radar betrachtete, entdeckte man eine Oberfläche, die von Wind, Regen und der Bewegung von Flüssigkeiten verändert wurde. Bei den auf Titan herrschenden Temperaturen kann es sich bei der Flüssigkeit nicht um Wasser handeln. Man ist sich beinahe sicher, dass es sich hierbei entweder um Methan oder Ethan handelt.

„Obwohl Titan weit weniger Sonnenlicht erhält und erheblich kleiner und auch kälter als die Erde ist, ist Xanadu nicht mehr nur ein heller Fleck, sondern ein Land, in dem Flüsse zu einem sonnenlosen Meer fließen“, meint Lunine. Beobachtungen durch die Huygens-Sonde, die von Cassini zum Saturn mitgenommen wurde, und durch die NASA-Sonde Voyager weisen stark darauf hin, dass Methanregen und Kohlenwasserstoffpartikel von dunkeloranger Färbung als Ruß vom düsteren Mondhimmel fallen.

Auf Xanadu könnte Methan als Regen herabfallen oder aus Quellen sickern. Methanflüsse könnten die Rinnen gestalten und Körnchen des Oberflächenmaterials mitreißen, die andernorts auf Titan zu Sanddünen wachsen.

„Das Land ist schwer gezeichnet, verschachtelt und von Hügeln und Bergen übersät“, erläutert Steve Wall vom Jet Propulsion Laboratory. „Es scheint sich um das einzige große Gebiet zu handeln, das nicht von organischem Schmutz bedeckt ist. Xanadu wurde reingewaschen. Was jetzt zutage tritt, sieht aus wie sehr poröses Wassereis, das möglicherweise von Höhlen durchzogen ist.“

In den 80er Jahren entdeckte man mit Hilfe des Shuttle-Radars unterirdische Flüsse in der Sahara – hätten wir das Cassini-Radar nicht, hätten wir all das verpasst. Wir haben einen neu entdeckten Kontinent zu erforschen“, meint Wall.
Am heutigen Samstag, dem 22. Juli 2006 wird Cassini die hohen nördlichen Breitengrade erforschen. Innerhalb der nächsten zwei Jahre wird der Orbiter Titan 29 Besuche abstatten, beinahe zwei mal so viel wie in der ersten Hälfte der für vier Jahre angesetzten Primärmission. Bei zwölf der geplanten Vorbeiflüge wird das Radar eingesetzt.

Eine beeindruckende Animation zur Erläuterung der Entdeckungen finden Sie auf der Internetseite der NASA.

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Ein Beitrag von Michael Stein. Quelle: ESA.

Französische Wissenschaftler haben seit der Ankunft von Mars Express beim Roten Planeten die wüstenhafte Oberfläche mit dem Instrument OMEGA auf ihre Zusammensetzung hin eingehend untersucht. Das Observatoire pour la Mineralogie, l‘Eau, les Glaces et l‘Activité (= „Observatorium für Mineralogie, Wasser, Eisflächen und die [geologische] Aktivität“) hat in dieser Zeit eine Karte der Oberflächenzusammensetzung mit einer Auflösung von rund 100 Metern erstellt. OMEGA analysiert dazu das von der Marsoberfläche zurückgeworfene Sonnenlicht im sichtbaren und infraroten Spektralbereich (von 0,5 bis 5,5 Nanometern Wellenlänge). Darüber hinaus verrät OMEGA den Wissenschaftlern auch einiges über die Zusammensetzung der Atmosphäre des Planeten, da das von der Oberfläche reflektierte Licht auf dem Weg zu Mars Express zwangsläufig die Marsatmosphäre durchqueren muss.

Während eines Marsjahres (das 687 Erdentagen entspricht) hat OMEGA rund 90 Prozent der Planetenoberfläche untersucht und dabei Informationen über verschiedenste Gesteinsschichten gesammelt. Im Ergebnis hat das OMEGA-Team unter Leitung von Prof. Jean-Pierre Bibring vom „Institut d’Astrophysique Spatiale“ (IAS) in Orsay bei Paris drei geologische Zeitalter auf dem Mars identifizieren können. Darüber hinaus haben die Messdaten von OMEGA neue Hinweise auf Gebiete geliefert, die potentiell interessant für die zukünftig geplante Suche nach Spuren früherer Lebensformen sind.

Einer Kernaussage des OMEGA-Teams zufolge haben größere Wasservorkommen an der Marsoberfläche nur in der Frühgeschichte des Planeten für längstens 500 Millionen Jahre existieren können. Seit knapp vier Milliarden Jahren, so die Forscher weiter, ist unser äußerer Nachbar also im Wesentlichen der trockene Wüstenplanet, als der er sich heute den Kameraaugen der Raumsonden und Mars-Rover präsentiert.
Doch immerhin schließen auch die Wissenschaftler um Prof. Bibring nicht vollkommen aus, dass es in einer der beiden ersten geologischen Zeitalter zur Entwicklung einfacher Lebensformen auf dem Mars gekommen ist. So hat OMEGA verschiedene Gebiete identifizieren können, die mit Ton- und Lehmschichten bedeckt sind. Dabei könnte es sich um ehemalige Fluss- oder Seeböden handeln, die für zukünftige Mars-Lander potentiell interessante Untersuchungsgebiete darstellen – zumal das kalte und trockene Marsklima der letzten Milliarden Jahre grundsätzlich günstige Rahmenbedingungen für die Konservierung prähistorischer Lebensformen geboten hat. Allerdings, so betonen die Wissenschaftler, könnten die Ton- und Lehmablagerungen sich auch unter der Oberfläche gebildet haben, so dass es eventuell zu keiner Zeit lebensfreundliche, feuchte Gebiete an der Marsoberfläche gegeben hat.

Über mögliche lebensfreundliche Areale unter der harschen Marsoberfläche sagen die OMEGA-Daten allerdings nichts aus. Ganz im Gegenteil lassen frühere Messdaten anderer Mars Express-Instrumente sogar die Vermutung zu, dass es noch heute dem Leben wohlgesonnene Nischen auf oder besser: im Inneren des Roten Planeten gibt.

Der Beitrag Mars – leblose Wüste seit Äonen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.